28 lutego 2021r.   CT 07:57   UT 06:57   JD 2459274.7897
  • Strona Główna
  • Mapa portalu
  • Kontakt
..::AstroVisioN::.. Internetowy Portal Astronomiczny - wszechświat nigdy nie był tak blisko...
| |
  • Wiedza
    • Podstawy Astronomii
    • Spojrzenie w Kosmos
    • Astronautyka
    • Gwiazdy i Galaktyka
    • Astronomia Pozagalaktyczna
    • Inne Tematy
  • News
    • Wszystkie
    • Astronomia
    • Zjawiska
    • Radio
    • Portal
  • Obserwacje
    • Początki Obserwacji
    • Specyfikacja Obserwacji
    • Sprzęt
    • Astrofotografia
    • Nasze Obserwacje
  • Forum
  • Katalog
  • AVN.FM
    • O AVN.FM
    • Regulamin
    • Współpraca
    • Nasze Audycje
    • Prawa Autorskie
  • Pokazy Nieba
  • TZMA2015
12
Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC

Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

  • Najnowsze
  • Odległość do Wielkiego Obłoku Magellana znana z dokładnością do 2%
  • Zakończył się Toruński Zlot Miłośników Astronomii 2014 - Relacja z imprezy
  • Galaktyka Andromedy - perła jesiennego nieba
  • Eta Carinae jako LBV
  • Toruński Zlot Miłośników Astronomii 2012 - relacja z imprezy
  • O jednej takiej, co udaje RR Lyrae
  • Tranzyt Wenus 2012 razem z AstroVisioN - relacja
  • Popularne
  • Polecane
  • Astronomiczna przygoda w Chile
  • Toruński Zlot Miłośników Astronomii 2012 - relacja z imprezy
  • Moja przygoda w RPA
  • Prawdziwy kształt Mgławicy Pierścień
  • Tutorial obróbki szkiców w programie GIMP
  • Opozycje Marsa
Interpretacja ciągu spektralnego

Interpretacja ciągu spektralnego

8 Wrz 2004r. w Widma Gwiazd napisał/a Marcin Szulc

Występowanie w widmach gwiazd linii pierwiastków o różnym natężeniu nie oznacza bynajmniej, że skład chemiczny zewnętrznych warstw gwiazdowych, odpowiedzialnych za widma, ulega zmianom wraz z klasą widmową. Już w latach 1920 – 1921 fizyk hinduski Megh Nad Saha wykazał, że różnorodny wygląd widm gwiazdowych można wytłumaczyć zmianami w pobudzaniu i jonizacji atomów w atmosferach gwiazd, bez potrzeby uciekania się do założeń o różnym składzie chemicznym gwiazd różnych klas widmowych. Głównymi zaś czynnikami wywołującymi te zmiany jest temperatura atmosfer gwiazdowych oraz ciśnienie gazów w nich zawartych.

       Występowanie w widmach gwiazd linii pierwiastków o różnym natężeniu nie oznacza bynajmniej, że skład chemiczny zewnętrznych warstw gwiazdowych, odpowiedzialnych za widma, ulega zmianom wraz z klasą widmową. Już w latach 1920 – 1921 fizyk hinduski Megh Nad Saha wykazał, że różnorodny wygląd widm gwiazdowych można wytłumaczyć zmianami w pobudzaniu i jonizacji atomów w atmosferach gwiazd, bez potrzeby uciekania się do założeń o różnym składzie chemicznym gwiazd różnych klas widmowych. Głównymi zaś czynnikami wywołującymi te zmiany jest temperatura atmosfer gwiazdowych oraz ciśnienie gazów w nich zawartych.

       Badania natężeń linii w widmach gwiazd prowadzą do wniosku, że głównym składnikiem atmosfer gwiazdowych jest wodór, po nim idzie hel, a pozostałe pierwiastki stanowią drobną cząstkę ogólnego składu chemicznego gwiazd. Przyjmując, że skład chemiczny atmosfer gwiazdowych jest jednakowy, możemy w myśl teorii Sahy, opartej na teorii Bohra budowy atomu, wyjaśnić różnorodności w widmach poszczególnych klas widmowych. W gwiazdach chłodnych klasy M pierwiastki występują w postaci neutralnej i mogą się tworzyć proste związki chemiczne. Obserwujemy wprawdzie w widmach tych gwiazd linie serii Balmera wodoru, należące do atomów w stanie wzbudzenia tego pierwiastka, tylko dlatego, że choć główna masa wodoru znajduje się w stanie niewzbudzonym, jednak wielka obfitość wodoru sprawia, że wystarczająca liczba atomów wodoru jest w stanie wzbudzenia, aby w widmie wystąpiły linie absorpcyjne serii Balmera.

       Przy wzroście temperatury wraz z przejściem do klasy K wiele związków chemicznych ulega stopniowo rozpadowi na atomy i z tego powodu pasma cząsteczkowe staja się mniej liczne w widmach gwiazd. Zjawia się natomiast coraz więcej linii odpowiadających wyższym temperaturom. Wzrasta liczba atomów wodoru w stanie wzbudzonym, wskutek czego linie serii Balmera stają się bardziej intensywne. Proces ten postępuje przy dalszym wzroście temperatury do blisko 6000oC w gwiazdach klasy G. Temperatura w gwiazdach klasy F jest już na tyle wysoka, że atmosfery gwiazd zawierają wiele zjonizowanych atomów metali, których linie dają się zauważyć w widmach. Przybywa jednocześnie atomów metali, których linie dają się zauważyć w widmach. Przybywa jednocześnie atomów wodoru w stanie wzbudzenia i wskutek tego linie serii Balmera przybierają na natężeniu.

       Gwiazdy klasy A charakteryzują się tym, że w ich widmie linie wodorowe serii Balmera osiągają maksimum natężenia. Jest to spowodowane tym, że w temperaturze rzędu 10 000 K właściwej gwiazdom klasy A wszystkie prawie atomy wodoru znajdują się w stanie wzbudzenia, wskutek czego wielka ich obfitość sprawia, że linie wodorowe są bardzo intensywne. Przybywa też linii zjonizowanych metali.

       Przy dalszym wzroście temperatury w gwiazdach klasy B atomy wodoru ulegają jonizacji, czyli rozpadają się na protony i elektrony. Nie mogą więc one pochłaniać kwantów światła, a zmniejszona liczba atomów wodoru nie zjonizowanych jest przyczyną tego, że linie serii Balmera słabną. Natomiast zjawiają się linie helu, który choć występuje obficie w atmosferze gwiazd, nie może dawać linii absorpcyjnych w niskich temperaturach gazu. Wraz z dalszym wzrostem temperatury przy przejściu do klasy O hel ulega jonizacji, wskutek czego w widmie gwiazd zaczynają się pojawiać linie zjonizowanego helu (He II), układając się w serie, podobne do serii linii wodorowych. Zjawiają się też wskutek wysokiej temperatury linie kilkakrotnie zjonizowanych pierwiastków chemicznych, takich jak krzem, tlen i azot. Temperatura gwiazd klasy O5 dochodzi do 70 000 K. Teoretyczną granicę ciągu widmowego stanowiłyby gwiazdy klasy O0 o temperaturze atmosfer powyżej 100 000 K. W tak wysokiej temperaturze jonizacja wszystkich pierwiastków byłaby posunięta bardzo daleko i zjonizowane atomy nie dawałyby w widzialnej części widma żadnych linii absorpcyjnych, gdyż zasadniczo linie wysoko zjonizowanych pierwiastków występują w dalekim nadfiolecie, niedostępnym do obserwacji z powierzchni Ziemi. Gwiazdy klasy O0 miałyby widmo ciągłe bez linii absorpcyjnych.

       W ten sposób ciąg widmowy od klasy O do klasy M daje się wyjaśnić w zupełności przy założeniu, że skład chemiczny wszystkich gwiazd jest jednakowy, a przebieg zmian w widmach przy przejściu od jednych klas do innych można wytłumaczyć jedynie zmianami warunków wzbudzenia i jonizacji w różnych temperaturach.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Avatar
Twoje Imię
1.03.2021, 07:57



Zastrzegamy sobie możliwość edycji wpisów
w przypadku rażących błędów ortograficznych.

Email | Źródła RSS

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN?






Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.

Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.

Ostatnio pisaliście:

Rozalia: Jest to temat bardzo interesujacy ale zarowno tez dla m...
Sylwia: Dlaczego na naszym niebie sa caly czas te same gwiazdoz...
luisa kim: Przydałaby się jednak aktualizacja.

  • O Nas
  • Redakcja
  • Kontakt
  • Współpraca
  • Mapa Portalu
  • Oddział Prasowy
  • Subskrybcja
AstroVisioN - Internetowy Portal Astronomiczny
All rights reserved - Wszelkie prawa zastrzeżone. Copyright © 2004 - 2021 r.
Designed by: PROART Serwer zapewnia: proart-studio.com